Но зачем этим ограничиваться? Почему не добиться максимального эффекта? Более сильный сигнал можно получить от нейтронной звезды, которая вращается вокруг черной дыры, постепенно погружаясь в нее, а уж система из двух черных дыр, как ничто другое в теории Эйнштейна, способна деформировать пространство и время. Две черные дыры, вращающиеся по орбитам с общим центром, являются постоянными источниками гравитационных волн. По мере их приближения друг к другу интенсивность этих волн должна повышаться, пока, практически в момент слияния, они не отправят в пространство импульс, а затем пучок гравитационных волн, которые исчезнут после объединения дыр друг с другом. Именно такую форму волны должны отслеживать инструменты: движение по спирали, импульс и ослабление сигнала во времени. Эти так нужные релятивистам двойные системы, как драгоценные камни, скрываются где-то в глубинах космоса. Их-то и должен был обнаружить детектор гравитационных волн.

Задача казалась простой — следить за приближающимися друг к другу по спирали нейтронными звездами и черными дырами. Однако какого-то важного информационного фрагмента здесь не хватало. Что должен был увидеть детектор гравитационных волн? Как, достигнув аппаратуры, будут выглядеть движение по спирали, импульс и ослабление? Наблюдателям — новому поколению гравитационно-волновых астрономов — нужно было точно знать, какого сигнала они ожидают. Именно это точное знание позволило бы выделить сигнал из шума, неизменно загрязняющего данные. Для ответа на этот вопрос следовало вернуться к старинной проблеме — к решению уравнений Эйнштейна. На этот раз требовалось точное математическое решение, описывающее вид гравитационных волн. Многолетние попытки борьбы с этими уравнениями окончились ничем. Осталось применить для этого мощный компьютер и посмотреть, что произойдет при коллапсе двух черных дыр, вращающихся по орбитам с общим центром.

Чарльз Мизнер, один из учеников Джона Уиллера, еще в 1957 году на конференции в Чапел-Хилл предупреждал о коварстве этих уравнений. В попытках распутать этот жуткий нелинейный клубок, оставленный в наследство Эйнштейном, нужно было проявлять большую осторожность, потому что, по словам Мизнера, было всего два возможных исхода: «либо программист застрелится, либо компьютер взорвется». В итоге случилось второе. В 1964 году, когда один из бывших учеников Уиллера Роберт Линдквист попытался провести компьютерное моделирование, в программе возникла критическая ошибка. По мере приближения черных дыр друг к другу ошибки в решении нарастали, и очень быстро компьютер начал выдавать мусорные данные — с ним случилось числовое недержание. Ошибки были столь труднопреодолимыми, что Линдквист предпочел отступить.

В 1970-х попытку с помощью компьютера понять, что происходит при столкновении двух черных дыр, предпринял Брайс Девитт. Квантовая гравитация всегда была его страстью, а во время работы с Эдвардом Теллером в рамках проекта по созданию бомбы в Ливерморской национальной лаборатории имени Лоуренса в Калифорнии он научился моделировать на компьютере сложные уравнения. В Техасе он поставил перед своим учеником Ларри Смарром задачу рассчитать, какова величина гравитационного излучения, возникающего после столкновения двух черных дыр. Написанную программу запустили на большом компьютере Техасского университета и смогли приблизительно представить себе, на что может быть похожа гравитационная волна. Затем снова возникла критическая ошибка, и пошел поток бессмысленной информации. Это был проблеск волны, но слишком слабый, чтобы им можно было воспользоваться. Сингулярности пространства-времени подняли свои уродливые головы и уничтожили результат.

Следующие три десятилетия команды программистов продолжали безуспешно работать над моделированием двойных систем. Дело двигалось, но, как вспоминал Франс Преториус, релятивист из Принстонского университета, «простые подходы не срабатывали, никто точно не знал почему, люди пытались что-то нащупать в темноте. Дело осложнялось недостатком вычислительных ресурсов, которые требовались для решения задачи в полной форме». В 1990-х проблема столкновения черных дыр считалась в США одной из фундаментальных задач вычислительной физики, и различным группам выделялись миллионы долларов на покупку суперкомпьютеров и запуск их программ. Время от времени там наблюдались улучшения, и результаты немного двигались вперед, пока снова не возникала ошибка. В итоге родилась отдельная область знаний — численные методы в общей теории относительности.

Моделирование столкновения черных дыр является знаковой для уравнений Эйнштейна работой, такой же сложной, неблагодарной и тяжелой, как регистрация гравитационных волн. Молодые релятивисты втягиваются в поиск компьютерного решения и тратят свою — часто недолгую — карьеру на небольшое улучшение уже имеющихся результатов. Все напоминает невероятно сложную компьютерную игру, часто ведущуюся на свой страх и риск, без промежуточных наград, пройденных уровней и триумфальных побед.

Для некоторых общая теория относительности стала равнозначна численным методам. Группа, занимающаяся общей теорией относительности, считалась неполной без одного или нескольких релятивистов, занятых решением проблемы столкновения черных дыр с прицелом на поиск гравитационных волн. Проводились конференции и встречи, на которых каждый желающий мог продемонстрировать новые приемы, схемы и графики. Но уравнения не поддавались. А без формы сигнала, найденной при моделировании двойных систем, не было надежды на их обнаружение с помощью детекторов.

Вспоминая эти мрачные времена, Преториус сказал: «Была большая вероятность, что задача окажется достаточно сложной и к моменту ввода в эксплуатацию [детектора гравитационных волн] она решена не будет». Экспериментальные данные могли начать накапливаться до того, как компьютерная модель даст приемлемый прогноз.

Но у битвы за численное решение уравнений Эйнштейна была и вторая сторона, оказавшая неожиданное влияние на весь мир. В конце 1970-х и начале 1980-х Ларри Смарр разработал еще более сложные программы и пытался их запускать на самых мощных компьютерах, к которым удавалось получить доступ. Работающий в США Смарр обнаружил, что многие из его программ работают в Германии, и был крайне разочарован отсутствием возможности запускать их в Штатах. К середине 1980-х Смарр успешно убедил правительство США в необходимости финансировать сеть суперкомпьютерных центров для обслуживания всех отраслей науки, нуждающихся в «обработке данных». В конечном итоге он возглавил один из этих новых центров, Национальный центр суперкомпьютерных приложений в штате Иллинойс. Именно его исследовательская группа в 1990-х годах выпустила первый веб-браузер с графическим интерфейсом, который назывался Mosaic и позволял визуализировать данные на удаленных узлах Интернета. Вот так, в самый разгар битвы с черными дырами численные методы общей теории относительности внесли свой вклад в интернет-культуру, ставшую неотъемлемой частью нашей жизни.

Пока осваивающие численные методы релятивисты топтались на месте, полным ходом велась работа над эффективным инструментарием для фиксации гравитационных волн. На этот раз здесь не было места фальшивым открытиям, превосходящим возможности аппаратуры, — эпоха Вебера ушла в прошлое. Предпочтительным устройством стал интерферометр, но к нему предъявлялись чрезмерные требования. Лазерные лучи должны были проходить достаточно большую дистанцию, чтобы интерференционный узор позволял распознать даже мельчайшие отклонения, обусловленные гравитационными волнами. Однако в интерферометре длиной в километр лазерный луч скакал в разные стороны, более сотни раз отражаясь от прикрепленных к грузам зеркал. Зеркала требовались идеально гладкие и идеально ровные. При этом ожидавшееся отклонение было крошечным. Вспышка гравитационных волн, рождающаяся при слиянии двойной системы, привела бы к отклонению в долю ширины протона.